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ベータ・ピクトリス（略称β Pictorisまたはβ Pic ）は、ピクトリス座で2番目に明るい星です。太陽系 から63.4光年（19.4 pc ）離れた場所に位置し、太陽の1.79倍の質量と8.7倍の光度を持っています。ベータ・ピクトリス系は非常に若く、わずか2300万歳ですが[ 14 ] 、すでに進化の主系列段階にあります[ 11 ]。ベータ・ピクトリスは、宇宙空間で同じ運動をし、同じ年齢を持つ若い星の集まりであるベータ・ピクトリス運動群の代表的メンバーです[ 15 ]。
ベータ・ピクトリスには、ベータ・ピクトリス b [ 16 ]、ベータ・ピクトリス c [ 17 ]、ベータ・ピクトリス d [ 18 ] [ 9 ]の 3 つの惑星が確認されています。これら 3 つの惑星はすべて直接撮像によって検出されていますが、ベータ・ピクトリス c は最初に視線速度法によって確認されました[ 17 ] [ 19 ] 。これら 3 つの惑星は、恒星を取り巻くデブリ円盤の平面を公転しています。ベータ・ピクトリス c は現在、これまで撮影された恒星に最も近い太陽系外惑星です。観測された分離距離は、小惑星帯と太陽の間の距離とほぼ同じです。[ 20 ] [ 19 ]
ベータ・ピクトリスは、同種の通常の恒星と比較して赤外線放射が過剰である[ 21 ]。これは、恒星の近くにある大量の塵とガス（一酸化炭素を含む）[ 22 ] [ 23 ]が原因である。詳細な観測により、恒星の周囲を公転する塵とガスの大きな円盤が明らかになり、これは他の恒星の周囲で画像化された最初のデブリ円盤であった[ 24 ] 。いくつかの微惑星帯[ 25 ]と彗星活動[ 26 ]の存在に加えて、この円盤内で惑星が形成され、惑星形成のプロセスが進行中である可能性を示す兆候がある[ 27 ] 。ベータ・ピクトリスのデブリ円盤からの物質は、太陽系における星間流星物質の主要な供給源であると考えられている[ 28 ] 。
ベータ・ピクトリスは、南天の星座であるピクトル座の星で、明るい星カノープスの西に位置しています。[ 29 ]この星座が分割される前は、伝統的にアルゴ号の測深線を示していました。 [ 30 ]この星の視等級は3.86で、[ 2 ]良好な条件下では肉眼で見ることができますが、光害によって3等級より暗い星は暗すぎて見えない場合があります。この星座では2番目に明るく、視等級3.30のアルファ・ピクトリスに次ぐ明るさです。 [ 31 ]
ベータ・ピクトリスや他の多くの恒星までの距離は、ヒッパルコス衛星によって測定されました。これは、地球が太陽の周りを公転する際に観測される位置のわずかなずれである三角視差を測定することによって行われました。ベータ・ピクトリスは51.87ミリ秒角の視差を示すことがわかり、[ 32 ]この値は、系統誤差をより慎重に考慮してデータが再解析されたときに、後に51.44ミリ秒角に修正されました。[ 1 ]したがって、ベータ・ピクトリスまでの距離は63.4光年で、不確実性は0.1光年です。[ 33 ] [注1 ]
ヒッパルコス衛星はベータ・ピクトリスの固有運動も測定しており、東向きに年間4.65ミリ秒角、北向きに年間83.10ミリ秒角の速度で移動している。[ 1 ]星のスペクトルのドップラーシフトの測定から、地球から秒速20kmで遠ざかっていることが明らかになった。[ 7 ]他にもベータ・ピクトリスと同じ宇宙空間での運動をしている星がいくつかあり、それらはほぼ同時期に同じガス雲から形成されたと考えられている。これらはベータ・ピクトリス運動群を構成している。[ 15 ]
近傍星プロジェクトの一環として行われた測定によると、ベータ・ピクトリスのスペクトル型はA6Vである。[ 4 ]有効温度は8,054 K （7,781 °C 、14,038 °F ）[ 12 ]で、太陽の5,778 K（5,505 °C、9,941 °F）[ 35 ]よりも高温である。スペクトルの分析によると、この星は太陽とほぼ同じ比率の重元素（天文学では金属と呼ばれる）と水素を含んでいる。この値は、星の金属の割合と太陽の金属の割合の比の常用対数である[M/H]という量で表される。ベータ・ピクトリスの場合、[M/H]の値は +0.01 ± 0.03、[ 12 ]これは、星の金属分率が1.023 +0.024 −0.069太陽のそれ。[注2 ]
スペクトルの分析によって、恒星の表面重力も明らかになることがあります。これは通常、重力加速度の常用対数である log gで表され、 CGS 単位系では cm/s² です。ベータ・ピクトリスは log g = 4.18 であり、[ 12 ]表面重力は 150 m/s²で、これは太陽表面の重力加速度 (274 m/s²)の 55% に相当します。 [ 35 ]
A型主系列星であるベータ・ピクトリスは、太陽よりも明るい。見かけの等級3.86と距離19.44パーセクを組み合わせると、絶対等級は2.4となる[ 8 ]。一方、太陽の絶対等級は4.83である[ 35 ] 。これは、太陽の9.2倍の視光度に相当する[注3 ]。ベータ・ピクトリスと太陽からの放射の全スペクトルを考慮すると、ベータ・ピクトリスは太陽の8.7倍明るいことがわかっている[ 11 ] [ 36 ]。
スペクトル型Aの主系列星の多くは、脈動変光星が占めるヘルツシュプルング・ラッセル図の不安定帯と呼ばれる領域に属します。2003年に行われたこの星の測光観測では、約30分から40分の周波数で約1～2ミリ等級の明るさの変動が明らかになりました。[ 6 ]ベータ・ピクトリスの視線速度研究でも変動が明らかになっており、30.4分と36.9分の2つの周波数で脈動が見られます。[ 37 ]その結果、この星はデルタ・スクティ型変光星に分類されています。
ベータ・ピクトリスの質量は、その3つの惑星の軌道モデルから決定された。この方法により、恒星質量は太陽質量の1.79倍となる。[ 9 ]この恒星の角直径は、超大型望遠鏡（VLT）を用いた干渉計で測定され、0.84ミリ秒角であることが判明した。これにより、実際の半径が算出された。 太陽の1.732 ± 0.013倍（R☉）。[ 38 ]角直径は後に修正され、0.736 ± 0.019 masとなり、半径は1.53 R ☉に低下する [ 39 ] 。これは大気適合の結果と一致している[ 10 ]。
ベータ・ピクトリスの自転速度は少なくとも130 km/sと測定されている。[ 13 ]この値は視線速度の測定によって得られたものであるため、これは真の自転速度の下限値である。実際に測定される量はv sin ( i )であり、iは恒星の自転軸と視線とのなす角を表す。ベータ・ピクトリスが地球から赤道面から見たと仮定すると（周星円盤が真横から見えるため、これは妥当な仮定である）、自転周期は約16時間と計算でき、これは太陽の自転周期（609.12時間[ 35 ]）よりもかなり短い。[注4 ] GRAVITY+による観測では、恒星の自転の方向角（PA）は32.09° ± 0.9°（北から東）であり、内側の歪んだ二次円盤とよりよく一致している。[ 40 ]
星の周囲に大量の塵が存在することから[ 41 ]、この星系の年齢が若いことが示唆され、主系列星に加わったのか、それともまだ前主系列星なのかについての議論が巻き起こった[ 42 ]。しかし、ヒッパルコスによって星までの距離が測定されたとき、ベータ・ピクトリスは以前考えられていたよりも遠くに位置しており、したがって当初考えられていたよりも明るいことが明らかになった。ヒッパルコスの結果を考慮に入れると、ベータ・ピクトリスはゼロ年齢主系列星に近い位置にあり、結局前主系列星ではなかったことがわかった[ 11 ] 。ベータ・ピクトリスとベータ・ピクトリス運動群内の他の星の分析から、それらは約1200万歳であると示唆された[ 15 ] 。しかし、より最近の研究では、年齢はおよそその2倍の2000万年から2600万歳であることが示されている[ 43 ] [ 14 ] 。
ベータ・ピクトリスはさそり座・ケンタウルス座アソシエーションの近くで形成された可能性がある。[ 44 ]ベータ・ピクトリスの形成につながったガス雲の崩壊は、超新星爆発の衝撃波によって引き起こされた可能性がある。超新星爆発を起こした星は、現在暴走星となっているHD 83058のかつての伴星であった可能性がある。HIP 46950の軌道を遡ると、約1300万年前にはさそり座・ケンタウルス座アソシエーションの近くにあったことが示唆される。 [ 44 ]しかし、HD 83058は分光連星 であることが判明しており、近接伴星の超新星爆発によって放出された可能性は低いので、ベータ・ピクトリス星団の起源に関する単純な説明には疑問がある。[ 45 ]
ベータ・ピクトリスからの過剰な赤外線放射は、 1983年にIRAS [ 46 ]宇宙船によって検出された[ 41 ]。ベガ、フォーマルハウト、イプシロン・エリダニとともに、このような過剰が検出された最初の4つの星の1つであり、これらの星は最初に発見されたそのような星にちなんで「ベガ型」と呼ばれている。ベータ・ピクトリスのようなA型星は、スペクトルの青い端でエネルギーの大部分を放射する傾向があるため[注5 ] 、これは星の周りを公転する低温物質の存在を示唆しており、それが赤外線波長で放射して過剰を生じさせると考えられた[ 41 ] 。この仮説は、ベータ・ピクトリスが光学的に周星円盤が撮影された最初の星となった1984年に検証された。[ 24 ] IRAS データは (ミクロン波長で): [12]=2.68、[25]=0.05、[60]=−2.74、[100]=−3.41 です。色の過剰は、E12=0.69、E25=3.35、E60=6.17、E100=6.90 です。[ 21 ]
ベータ・ピクトリスの周囲のデブリ円盤は、地球上の観測者からは真横から見え、北東から南西の方向に向いています。円盤は非対称で、北東方向では恒星から1835天文単位まで観測されているのに対し、南西方向では1450天文単位まで広がっています。 [ 47 ]円盤は回転しており、恒星の北東側の部分は地球から遠ざかっており、南西側の部分は地球に向かって移動しています。[ 48 ]
500 から 800 AU の間のデブリ円盤の外側領域で、いくつかの楕円形の物質の環が観測されている。これらは、通過する星によってシステムが破壊された結果として形成された可能性がある。[ 49 ] ヒッパルコス ミッションの天体位置測定データによると、赤色巨星ベータコロンバエは約 11 万年前にベータ ピクトリスから 2 光年以内を通過したが、より大きな摂動は、約 35 万年前に 3 光年の距離を通過したゼータ ドラドゥスによって引き起こされたと考えられる。 [ 50 ]しかし、コンピュータ シミュレーションは、これら 2 つの候補よりも低い遭遇速度を支持しており、環の原因となった星は不安定な軌道上のベータ ピクトリスの伴星であった可能性を示唆している。シミュレーションは、0.5太陽質量の摂動星が構造の原因である可能性が高いことを示唆している。そのような星は、スペクトル型 M0V の赤色矮星である。 [ 47 ] [ 51 ]
2006年、ハッブル宇宙望遠鏡の先進観測カメラによるこの系の画像化により、主円盤に対して約5°の角度で傾斜し、恒星から少なくとも130 AUまで伸びる二次ダスト円盤の存在が明らかになった。 [ 52 ]二次円盤は非対称で、南西方向への伸びは北東方向への伸びよりも湾曲が強く、傾斜が小さい。ベータ・ピクトリスから80 AU以内では、主円盤と二次円盤を区別できるほど画像化は十分ではなかったが、ダスト円盤の北東方向への伸びは、恒星から約30 AUの地点で主円盤と交差すると予測されている。[ 52 ]二次円盤は、傾斜した軌道にある巨大な惑星が主円盤から物質を取り除き、主円盤を惑星と一直線に並んだ軌道で移動させることによって生成された可能性がある。[ 53 ]
NASAの遠紫外線分光探査機による研究で、ベータ・ピクトリスの周囲の円盤には炭素に富むガスが極端に過剰に存在することが発見されました。 [ 54 ]これは、そうでなければ物質を星間空間に吹き飛ばしてしまう放射圧に対して円盤を安定させるのに役立ちます。 [ 54 ]現在、炭素過剰の起源については2つの説明が提案されています。ベータ・ピクトリスは、太陽系の地球型惑星（炭素ではなく酸素が豊富）とは対照的に、炭素に富むエキゾチックな惑星を形成している過程にある可能性があります。[ 55 ]あるいは、太陽系の発達の初期に起こった可能性のある未知の段階を通過しているのかもしれません。太陽系には、炭素に富む環境で形成された可能性のあるエンスタタイトコンドライトと呼ばれる炭素に富む隕石があります。また、木星は炭素に富む核の周りで形成された可能性があるという提案もあります。 [ 55 ]
2011年、ベータ・ピクトリスの周りの円盤は、アマチュア天文家によって撮影された最初の他の惑星系となった。ニュージーランドのロルフ・オルセンは、10インチのニュートン式反射望遠鏡と改造したウェブカメラで円盤を撮影した。[ 56 ]
2003年、ケックII望遠鏡によるベータ・ピクトリス系の内部領域の撮像により、物質のベルトまたはリングと解釈されるいくつかの特徴が明らかになった。恒星から約14、28、52、82天文単位の位置にベルトが検出され、それらは主円盤に対して交互に傾斜している。[ 25 ]
2004年の観測では、恒星から6.4 AUの距離にケイ酸塩物質を含む内側のベルトが存在することが明らかになった。ケイ酸塩物質は恒星から16 AUと30 AUでも検出され、6.4 AUから16 AUの間には塵がないため、この領域を巨大な惑星が周回している可能性があるという証拠が得られた。 [ 57 ] [ 58 ]マグネシウムに富むカンラン石も検出されており、太陽系の彗星で見られるものと非常によく似ており、太陽系の小惑星で見られるカンラン石とは異なっている。[ 59 ]カンラン石の結晶は恒星から10 AU以内でしか形成されないため、形成後におそらく放射状混合によってベルトに運ばれてきたと考えられる。[ 59 ]
恒星から 100 AU の距離にある塵円盤のモデル化では、この領域の塵は半径約 180 キロメートルの微惑星の破壊によって引き起こされた一連の衝突によって生成された可能性があることが示唆されています。最初の衝突の後、残骸は衝突カスケードと呼ばれるプロセスでさらに衝突を受けます。同様のプロセスは、フォーマルハウトとAU マイクロスコピイの周りの残骸円盤でも推測されています。[ 60 ]
ベータ・ピクトリスの周囲では、過去に2つの巨大な衝突が起こったと考えられている。最初の衝突は150年ほど前に起こり、質量は10¹⁹ ～ 10²¹kgで、これは100～500kmの大きさの天体に相当する。この衝突は主星から約85auのところで起こった。この最初の衝突は、デブリ円盤のJWST画像でのみ見られるいわゆる猫の尾を説明できる可能性がある。 [ 61 ]スピッツァーの観測（2004～2005年）とJWSTの観測（2023年）を比較したところ、600ケルビンの高温ダスト連続スペクトルとフォルステライトのシグネチャが消失していることがわかった。これは、2004年の数年前に別の衝突が起こったと解釈された。衝突で生成されたダストは、2005年から2023年の間に星からの放射圧によって吹き飛ばされた。[ 62 ]
ベータ・ピクトリスのスペクトルは、さまざまな吸収線の赤方偏移部分で最初に発見された強い短期変動を示しており、これは恒星に落下する物質によって引き起こされていると解釈されました。[ 63 ]この物質の源は、恒星に近づく軌道上の小さな彗星のような天体であり、そこで蒸発し始めると考えられており、「落下蒸発体」モデルと呼ばれています。 [ 26 ]一時的な青方偏移吸収イベントも検出されましたが、頻度は低く、これらは別の軌道上の第2のグループの天体を表している可能性があります。[ 64 ]詳細なモデリングによると、落下蒸発体は彗星のように主に氷でできている可能性は低く、代わりに、おそらく混合した塵と氷の核と難揮発性物質の地殻で構成されていると考えられます。[ 65 ]これらの天体は、恒星から約 10 AU の距離にあるベータ・ピクトリスの周りをわずかに偏心した軌道で公転する惑星の重力の影響により、恒星に接近する軌道に摂動された可能性がある。 [ 66 ]落下する蒸発天体も、主デブリ円盤の平面のはるか上空に位置するガスの存在の原因となっている可能性がある。[ 67 ] 2019 年の研究では、TESSで通過する系外彗星が報告された。ディップは非対称であり、恒星の円盤を横切る蒸発彗星のモデルと一致している。彗星は非常に偏心した軌道にあり、非周期的である。[ 68 ] 2025 年に、9000 回の観測を含む 17 年間のHARPS観測を研究した論文が発表された。この研究では、カルシウムII 線とナトリウムI 線が研究された。ナトリウムはほとんど検出されなかったが、2004年の13夜にわたって2%の深線と1%の深線が検出された夜が2晩あった。これらのナトリウムの検出は、カルシウムの深層吸収中に発生する。この研究では、2017年と2018年に1年以上続く長寿命のカルシウム吸収が発見されたが、これは古典的な系外彗星モデルでは説明が難しい。2019年には、2つの強く加速する青方偏移した系外彗星が観測された。これらはケプラー運動からの逸脱を示しており、近星点通過直後の彗星核の分裂によって説明できる。[ 69 ]
複数の証拠から、その領域を周回する巨大な惑星の存在が示唆された。 恒星から10 AU離れたところにある、微惑星帯の間の塵のない隙間。6.4 AUと16 AU は、この領域が掃き清められていることを示唆しています。[ 58 ]この距離にある惑星は、落下する蒸発体の起源を説明できます。[ 66 ]また、内側の円盤の歪みと傾斜したリングは、傾斜した軌道上の巨大な惑星が円盤を破壊していることを示唆しています。[ 53 ] [ 73 ]
2008年11月21日、2003年に超大型望遠鏡（VLT）で行われた赤外線観測により、恒星の伴星候補が発見されたと発表された。[ 74 ]この天体は、ベータ・ピクトリスから411ミリ秒角 離れており、これは天球面上での距離に相当する。8 AU 。比較のために、木星と土星の軌道半径は5.2 AU [ 75 ]およびそれぞれ9.5 AU [ 76 ]である。2009 年秋、この惑星は主星の反対側で観測され、惑星自体の存在と以前の観測結果が確認された。軌道の長半径は10.1 auで、低いがゼロではない離心率を持つ。[ 9 ]
ベータ・ピクトリスbの軌道はほぼ真横から見下ろす形をしているが、2017年から2018年のトランジット中に惑星またはヒル球内の物質のトランジットを検出するキャンペーンでは、測光的な変動は観測されなかった。[ 77 ]この結果、惑星がトランジットすると予想されていた時期に近い1981年11月に観測された「トランジットのようなイベント」と惑星との関連性も否定された。[ 78 ] [ 79 ]
2019年、欧州南天天文台はHARPS分光器による視線速度測定を用いて惑星ベータ・ピクトリスcを発見し、翌年にはGRAVITY干渉計を用いて惑星の撮像に成功した。ベータ・ピクトリスcは恒星を取り巻くデブリ円盤の平面内を公転している。発見当時、この惑星は恒星に最も近い系外惑星として撮影されており、観測された距離は小惑星帯と太陽の間の距離とほぼ同じである。 [ 20 ] [ 17 ]この惑星の温度は1250 ± 50 K、動的質量8.89 ± 0.75 M J 。[ 70 ]軌道周期は約3.3 年 (1,200 日)で、軌道長半径は ベータピクトリスcは、ベータピクトリスbよりも約3.5倍親星に近い2.7AUである。 [ 80 ] [ 17 ] [ 9 ]ベータピクトリスcの軌道は適度に偏心しており、離心率は0.307である。[ 9 ]
この惑星は、2020年時点での惑星形成モデルと矛盾するデータを示している。β Pic cは、円盤不安定性によって惑星形成が起こると予測される年齢にある。しかし、この惑星は、2.7 AU は、予測によれば円盤不安定性が発生するには近すぎる。見かけの等級が低い、M K = 14.3 ± 0.1は、核集積によって形成されたことを示唆している。[ 20 ]
円盤の内側の縁に近い、より広い軌道上に別の小さな惑星が存在するという仮説は、観測された円盤の内側のデブリの縁を説明するために提案された。50 AUであり、これは 2 つの惑星モデルの力学シミュレーションの結果とは一致しません。0.15～1 M J の低離心軌道30 AU と 36 AU は直接観測の観測限界を下回るが、シミュレーションでは観測された円盤プロファイルを再現できる。[ 81 ]
ベータ・ピクトリスdは、2026年に2つの独立したチームによって直接撮像により同時に発見されました。1つはVLTのERIS装置とアーカイブ画像を使用し[ 9 ]、もう1つはJWST NIRSpec積分視野ユニットを使用しました[ 18 ]。VLTとJWSTのアーカイブデータの分析により、2014年まで遡る観測でこの惑星が検出されましたが、ベータ・ピクトリスdは過去の観測で恒星またはベータ・ピクトリスbに非常に近かったため、検出が遅れた可能性があることが示されました[ 9 ]。JWST NIRSpecによるベータ・ピクトリスdの発見は、中分解能分光法が惑星の直接撮像発見に役立てられた最初の例です[ 18 ]。推定質量は2.4 ± 0.6 M J 、半径1.26 ± 0.03 R J 、温度600 +45 −60 K、半長軸は26.0 +2.2 −6.1 AU。その軌道は、デブリ円盤の内縁を形作っている可能性があることを示している。惑星の赤い色は、大気中の二酸化炭素(CO 2 ) の強い吸収と、自由浮遊天体と比較して金属量の増加を示している。 [ 9 ]メタン、一酸化炭素、水の吸収特性も検出されている。[ 18 ]
2000年、ニュージーランドの先進流星軌道レーダー施設で行われた観測により、ベータ・ピクトリスの方向から飛来する粒子の流れの存在が明らかになり、これは太陽系における星間流星物質の主要な発生源である可能性がある。[ 28 ]ベータ・ピクトリスの塵の流れに含まれる粒子は比較的大きく、半径は20マイクロメートルを超え、その速度からベータ・ピクトリス系から秒速約25キロメートルで飛び出したと考えられる 。これらの粒子は、ガス惑星が円盤内を移動した結果、ベータ・ピクトリスの残骸円盤から放出された可能性があり、ベータ・ピクトリス系がオールトの雲を形成していることを示している可能性がある。[ 82 ]塵の放出の数値モデルは、放射圧も原因である可能性があり、恒星から約1天文単位より遠い惑星は直接塵の流れを引き起こすことはできないことを示唆している。[ 83 ]
